3ème partiepartie - Institut national de physique

33èèmeme partiepartie

2Corinne Bérat, « Energie Extrême et Rayons Cosmiques »,

Plan du coursPlan du cours

Qu’appelle-t’on « énergie extrême » ?L’histoire des rayons cosmiquesLes rayons cosmiques

Les grandes gerbes atmosphériquesLes rayons cosmiques aux énergies extrêmes

Origine et propagation des rayons cosmiques aux énergies extrêmesLe projet EUSO


Les rayons cosmiquesLes rayons cosmiques

Le spectre des RC : flux en fonction de l’Le spectre des RC : flux en fonction de l’energieenergie

détection directeballons, satellites

détection indirectegrandes gerbes

1 eV = 1,602 · 10–19 J = 0,000 000 000 000 000 000 16 J

1 GeV 1 TeV 1 PeV 1 EeV 1 ZeV

ENERGIESEXTREMESpour desparticules


Les grandes gerbes atmosphLes grandes gerbes atmosphéériquesriques

Cascades de particulesCascades de particules

Gammae+, e-

muons

Energie > 10 000 000 000 000 000 000 eV Energie > 10 000 000 000 000 000 000 eV environ 100 milliards de particules au solenviron 100 milliards de particules au sol

1. Détection des particules à la surface de la Terre énergie initiale, direction d'incidence.

2. Détection de la lumière de fluorescence émise par l'interaction des particules avec les molécules N2


Les rayons cosmiques aux Les rayons cosmiques aux éénergies extrêmesnergies extrêmes

RC d’énergie > 10RC d’énergie > 102020 eV détectés par plusieurs eV détectés par plusieurs expériences expériences

Volcano Ranch (59-63) 8 km2

(1)

Haverah Park (67-87) 12 km2

(4)

Yakutz(70-95)

(1)

Fly’s eyes (81-92) (1*)

HiRes

Sugar (68-79)

(8)

AGASA

ObservatoirePierre AUGER



RCEE (Rayons Cosmiques aux Energies Extrêmes)RCEE (Rayons Cosmiques aux Energies Extrêmes)1020 eV c’est : 100 000 000 000 000 000 000 eV• Une énergie macroscopique : l’énergie

– d’un volant de badminton envoyé à 300km/h– d'une balle de tennis servie par un champion– d’ un tir de penalty …

Enorme !Enorme !L’existence des RCEE pose des problèmes : • Qui sont-ils ?• D’où viennent-ils ?• Comment arrivent-ils jusqu’à la terre ?

– Ils ne devraient pas pouvoir….


LL’’origine du rayonnement cosmiqueorigine du rayonnement cosmique

« Les questions que se posent les chercheurs semblent parfois ne pas beaucoup changer au cours des années. Ainsi, « l’origine du rayonnement cosmique » aurait très bien pu être le titre d’un article écrit il y a plusieurs décennies. Est-ce à dire que la recherche n’a pas progressé dans ce domaine? Au contraire, l’accumulation récente de découvertes comme les pulsars et le raffinement des méthodes expérimentales dont disposent maintenant les chercheurs éclairent sous un jour nouveau ce problème clef de l’astronomie. »

La Recherche, n° 35, juin 1973

Jean Audouze, Chargé de Recherche au CNRS (service d’électronique physique de Saclay et observatoire de Meudon)

Maurice Meneguzzi, Thésard.


Origine et propagation des RCEEOrigine et propagation des RCEE

Interaction des RC avec le CMBInteraction des RC avec le CMBLe CMB (cosmic microwave background) ou rayonnement fossile à 2,7°K

• Découvert en 1965 par Penzias et Wilson• L’Univers est rempli de photons très froids (peu d’énergie)

en grand nombre (400/cm3)

Mesuré par COBE simulation des mesures de WMAP

En rouge, les régions chaudes :0.0002 Kelvin plus chaudes que les régions en bleu. Meilleure résolution



Propagation : interaction des RC avec le CMBPropagation : interaction des RC avec le CMBCes photons sont inoffensifs, car d’énergie très faible…... à moins de se jeter sur eux à toute allure !!!

proton photon

Système du laboratoire

1020 eV 0.5 meV

Référentiel du proton

Ecin=0 300 MeV



−+

+

++→∆→+

+→∆→+

+→∆→+

eepp

pp

np

K

K

K

7,2

07,2

7,2

γ

πγ

πγ

Interaction des RC avec le CMBInteraction des RC avec le CMBInteraction des protons

• photoproduction de pions :

• À chaque interaction, perte d’environ 22% d’énergie• Processus se répète jusqu’à ce que l’énergie totale p−γ dans

leur centre de masse soit inférieure au seuil de production de la résonance ∆ :

c’est l’effet Greisen-Zatsepin-Kuzmin (1966) ou effet GZK



Conséquences de l’effet GZK sur les protonsConséquences de l’effet GZK sur les protons

Libre parcours moyen• Au dessus de 5.1019 eV :

10Mpc. (1 pc = 3.09 1016 m)

Brutalité de la coupure GZK:

• record à 3 1020 eV ⇒– Source dépassant

largement cette énergie– Ou située à quelques

dizaines de Mpc• Problème : on ne connaît pas

de telle source !!!

Ene

rgie

(eV

)

Distance de propagation (Mpc)



Propagation : interaction des RC avec le CMBPropagation : interaction des RC avec le CMBLes noyaux ultra-énergétiques se brisent sur les photons du rayonnement fossile

Photons• Seuil de création de paires e+e- atteint rapidement. Coupure

GZK vers 1014eV

Neutrinos• Parfaitement insensible à tous les obstacles : sondes

idéales… oui, mais extrêmement difficile de les détecter

( )( )

−+ ++→+

+−→+

+−→+

eeAA

NAANAA

K

K

K

7,2

7,2

7,2

221

γ

γγ



plan galactique

plan supergalactique

Effet GZK et résultats expérimentauxEffet GZK et résultats expérimentauxAGASA : 10 événements au-dessus de 1020 eV sources proches, dans un rayon de ~100 Mpc

Observation d’une corrélation des directions d’arrivée.

E>1020 eV4.1019 <E<1020 eVClusters dans 2,5° d’ouverture



Effet GZK et résultats expérimentauxEffet GZK et résultats expérimentauxHiRes : meilleur accord avec la prédiction

Mesures « contradictoires » (?) de AGASA et HiResproblème de l’observation de l’effet GZK



Origine des RCEEOrigine des RCEEProblème de l’origine non trivial : aucune source identifiée

Schéma bas-haut (bottom-up)• Accélération progressive des chargés, jusqu’à des énergies

suffisantes pour nous parvenir aux énergies observées malgré le « frottement » sur le CMB

• Comment fonctionne l’accélérateur ? Pourquoi ne l’observe-t-on pas directement (malgré les énergies mises en jeu) ?

Schéma haut-bas (top-down)• Particules très massives (M>1021eV) qui se désintègrent

Signe d’une Nouvelle physique ?• Invariance de Lorentz brisée aux énergies extrêmes



Schéma « Schéma « basbas--hauthaut » : accélération» : accélérationLe site accélérateur doit vérifier une certaine contrainte

• rayon de giration < dimension du site (rayon R)• Impose une condition sur la rigidité magnétique

(avec des approximations) :• B.R > E/Z

B en µG, R en kpc, E en EeVRecherche des sources potentielles limitée aux objets astrophysiques vérifiant cette condition

• Diagramme de Hillas : ZeVatronsAccélérateurs Astrophysiques atteignant le ZeV



ZevatronsZevatrons

survivants au critèreB.RB.R > E/Z> E/Z

Etoiles à NeutronGamma Ray BurstsNoyaux actifs de galaxieLobes RadioClustersGalaxies/Clusters en collision

Lignes diagonales : valeurs requises pour l’énergie en fonction de Z



ScenarioScenario « « hauthaut--basbas » (+ nouvelle physique)» (+ nouvelle physique)Désintégration/annihilation particules massives

⇒ flux de neutrinos et de gammas, leptons, qq protons• Défauts topologiques émission de particules « X »• Reliques de l’univers primordial

– problématique de la matière noire.

• solution à l’énigme GZK Désintégration de Z0

• mécanisme supposant un flux important de ν de très haute énergie, à expliquer !



ScenarioScenario impliquant une nouvelle physiqueimpliquant une nouvelle physiqueBrisure de l’invariance de Lorentz à très haute énergie

• seuil de la réaction conduisant à la perte d’énergie des protons modifié les protons pourraient donc parcourir dans l'espace des distances cosmologiques

Autres hypothèses (liste non exhaustive !)• évaporation de micros trous noirs…• monopoles magnétiques de masse < 1010GeV accélérés dans

le champ magnétique galactique• extraterrestres belliqueux avec méga canons à protons



Contemporary astrophysics is faced by a number of Contemporary astrophysics is faced by a number of acute problems.acute problems.

One of them concernsOne of them concerns dark matterdark matter, which one might , which one might (perhaps mischievously) qualify as the study of(perhaps mischievously) qualify as the study ofparticles which should exist... particles which should exist... but until further notice, don’t.but until further notice, don’t.

Ultra high energy cosmic rays Ultra high energy cosmic rays constitute the inverse constitute the inverse problem:problem:particles which do exist... particles which do exist... but perhaps shouldn’t.but perhaps shouldn’t.

LudwikLudwik M. M. CelnikierCelnikier



Beaucoup de questions ouvertesBeaucoup de questions ouvertesForme du spectre autour et au delà de la coupure GZK : en accord avec la prédiction ou non ?

Si sources : Répartition des sources dans l'univers et dans le voisinage "GZK" de la terre (<50Mpc)

Si nouvelle physique, laquelle ?

Nature des rayons cosmiques (indispensable pour trier scenarios)

Pour répondre à ces questions, il faut collecter plus d’événements et déterminer leur énergie, leur angle d’arrivée, leur nature avec un maximum de précision possible

AUGER va résoudre l'énigme AGASA-HiRes• Quelle que soit la réponse de AUGER :

EUSO pourra étudier, en détail, la physique au delà de la coupure GZK

Corinne Bérat, « Energies extrêmes et rayons cosmiques » 24

EUSO

Les objectifs scientifiques d’EUSO• Mesure du spectre en énergie au

delà de la « coupure » GZK• Comparaison avec les résultats

d’AUGER dans la région GZK• Carte détaillée des directions

d’arrivée et étude des anisotropies éventuelles

• Composition des primaires• Détection de neutrinos de très

haute énergie

L’astronomie par les RCEE et les neutrinos


Le principe de détection

Rayon cosmique primaire

Fluorescence (UV – isotrope)

Particules chargées

Radiation Cherenkov(émission vers l’avant)

Top of the Atmosphere

Ground Level

Extensive Air Shower

Top of the Atmosphere

Ground Level

Extensive Air Shower

Développement de la gerbe et émission lumineuse



Détection spatiale

30°

≈ .8 km

.1°

fluorescence

Ĉerenkov Gerbe

• Grandes surface d’observation et masse de cible :• ~190000 km2

• 608000 km2.sr• 2 1012 tonnes d’atmosphère

430

km

fluorescence

Ĉerenkov

observation depuis l’espace des gerbes atmosphériques détection de rayons cosmiques de très haute énergie



• Mesure du temps d’arrivée des photons

• Mesure de la position, corrélation xy

énergie, direction initiale et nature des RCEE.

Télescope + atmosphère ~TPC



Avantages• Grande acceptance géométrique• Détecteur à ~égale distance de toutes les

gerbes pas de problème de proximité• Atmosphère traversée par les UV de

fluorescence : partie moins dense, plus claireInconvénients• Fonctionnement de nuit (sans lune)• Faible angle solide de collection de photons

(5m2 à 430 km)• Variabilité de l’atmosphère

acceptance, atténuation/distortion du signal


L’ensemble de détection

Les exigences requises pour le télescope• Observation d’une grande masse d’atmosphère • Sensibilité dans l’UV (330nm – 400nm)• Grande efficacité de collection de photons

faible quantité de photons pour gerbes les moins énergétiques (seuil de détection)

• Détection de photons rapide, efficace et sensible au photon unique

• Bon rapport signal/bruit• Dynamique étendue (5.1019 - ~1021 eV)• Moyen de caractériser l’atmosphère

+ Contraintes sur le poids (1,5T) et la consommation (~1250W)


Lentilles de Fresnel

Pupilled’entrée

Surface Focale

Structure supportantla surface

focale

Electronique

Lidar


Le télescope

Segment Sol

Gestion du projet

APC/PCC, LAPP, LPSC



Module optiqueproto (Ø 1m)

Paire de lentilles de Fresnel

- Diamètre pupille d’entrée de 1,9m 2,3m- Corrections chromatiques améliorées- un proto pour fin phase B



Plan Focal• équipé de PM multianodes (MAPMTs)

• “baseline” : Hamamatsu R7600-M36• nouveaux MAPMTs Hamamatsu en cours

de tests (RIKEN)• efforts sur surface de collection et

efficacité quantique

Flat Panel MAPMT R8400-M64/M256

Meilleure efficacité de collection de photonsR8900-M16/M25/M36



Plan Focal• définition des “microcellules” et “macrocellules”

en cours• plusieurs configurations géométriques à l’étude

EUSO-FS: macro-cell/module design

microcell

macrocell



Electronique• Conception de l’électronique digitale, analogique

• Technique de base : comptage du photo électron unique

– remplit essentiellement les fonctions de comptage, de marquage, et de déclenchement.

• analogique : pré amplification, intégration des charges et stockage dans des mémoires analogiques

– Extension de la gamme dynamique d’énergie au-delà de la ‘coupure’ GZK (~ 1021 eV),

– meilleure mesure des impulsions brèves dues à la lumière Cherenkov réfléchie,

– l’étalonnage et le suivi en vol des gains et des seuils des photo- détecteurs.

Conception du trigger (3 modes) du read out



Rôle crucial de l’ atmosphère

production du signal• Calorimètre : production de gerbes• Fluorescence et Cherenkov

transmission du signal• Atténuation durant le transfert

• Diffusion Rayleigh, Mie (aérosol, nuages)• Absorption (ozone, au dessous de 330nm)



source de bruit de fond• Sources artificielles • Sources naturelles

• airglow, étoiles, lune, nuages noctulescents, …

• Sources naturelles et transitoires • éclairs, elfes, fusées bleues,

sprites…

Airglow

Pollution lumineuse des villes

Fusées bleues

Sprites



Orbite de l’ISS

trajectoire de l’ISS : ±51° en 92mn conditions atmosphériques très variablesType de sol également



Les mesures de physique à réaliser • Mesure du bruit de fond lumineux (nocturne)• Meilleure connaissance de la fluorescence

• Etudes des raies de la fluorescence et de l'influence de P, T et contaminants

• Validation de la détectabilité du Cherenkov• Étude de la lumière Cherenkov associée à une gerbe

atmosphérique • réflectivité (albédo) de la surface selon le type de

terrain• conditions de transmission de la lumière à basse

altitude programme expérimental ULTRA


ULTRA

ULTRA @ LPSC


Les performances attendues

Méthode d’évaluation des performances attenduesSimulation de l’ensemble de détection

• Les gerbes : leur développement est paramétré• La production des photons : Fluorescence et Cherenkov• Le transport dans l'atmosphère : Rayleigh, Mie, Ozone

• L'optique : Transferts et aberrations• Les détecteurs : Filtres et efficacité quantique• Le déclenchement : Seuils et persistance



efficacité• Les nuages réduisent l'efficacité : 86% ≈ 53%

cycle utile • Le télescope ne peut fonctionner que de nuit

• absence de lune, fond estimé (mesuré) : 300 ph/m2/nsec/sr

• présence de la lune limitation du cycle utile• 12.8% : lune est sous l'horizon• 18% : ajout négligeable• 20% : ajout < 100 ph/m2/nsec/sr.

+ soustraction des nuits trop courtes <10% du cycle utile



La résolution estimée• Résolution angulaire

• ∆θ < 1° si θgerbe > 60°• Cartographie des grandes gerbes

• Résolution en énergie• Energie manquante, conversion énergie ->

électrons• Méthode d’extraction• Fluorescence• Correction des effets de l’atmosphère• Optique + détecteur• Estimation :~ 30 %


Conclusions & perspectives

La physique d’ EUSO est aux frontières de la "nouvelle physique" et de la compréhension de notre univers, via ses manifestations les plus énergétiques.

EUSO sera capable, après AUGER, d'étudier la physique au-delà de 1020 eV avec une statistique importante (flux, corrélations, cartographie…)

L’astrophysique des neutrinos de haute énergie est peut-être à la portée d’EUSO

Des améliorations de la détection devrait permettre un abaissement du seuil de détection.

Où en est le projet EUSO ?

Si tout va bien …. Installation ~ 2010

•• Le détecteur EUSO représente la première Le détecteur EUSO représente la première

génération de détecteurs spatiaux utilisant génération de détecteurs spatiaux utilisant

l'atmosphère comme détecteur : les USA et le l'atmosphère comme détecteur : les USA et le

Japon étudient déjà la prochaine génération.Japon étudient déjà la prochaine génération.

•• Le but de ces projets est d’obtenir les Le but de ces projets est d’obtenir les

informations nécessaires à la compréhension informations nécessaires à la compréhension

du (ou des) phénomènes physiques du (ou des) phénomènes physiques

fondamentaux à l’origine des énergies fondamentaux à l’origine des énergies

extrêmesextrêmes



Schéma Schéma basbas--hauthaut -- processus d’accélérationprocessus d’accélérationIl faut prendre de l’énergie quelque part !

• Énergie cinétique :– translation (chocs, nuages en mouvement → accélération de

Fermi)– Rotation (pulsars, trous noirs, étoiles à neutrons)

• Énergie gravitationnelle– via l’accrétion…

• Énergie électromagnétique (EM)– turbulence, compression, rotation d’aimants…


Annexe : mAnnexe : méécanismes dcanismes d’’accaccéélléérationration

Mécanismes d’accélérationMécanismes d’accélérationMécanisme de Fermi du second ordre

• Diffusion sur des inhomogénéités magnétiques– Dû à un mouvement relatif de nuages ionisés qui piègent le champ

magnétique, et par là échangent de l’énergie avec les particules chargées qui les traversent. Le transfert d’énergie est proportionnel au carré de leurs vitesses relatives.

• très inefficaceMécanisme de Fermi du premier ordre

• Ping-pong entre le front avant et l’arrière d’une onde de choc– Le cosmique acquiert à chaque fois une énergie proportionnelle à la vitesse

relative β des deux cotés• Bien plus efficace que le précédent

Effets inductifs• Corps en rotation rapide, champ B élevé ⇒ champ E d’induction

– La particule chargée qui se trouve à proximité peut être accélérée à de très hautes énergies

• Excellent rendement


Digital counter

N>N1

Set count reset

X Wired-OR

Y Wired-OR

TIMING Wired-OR

MAPMT

Analog threshold ~fraction of single photo-electron mean

pulse height

N=N+1

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